2.3.	Фундаментальные и прикладные научные исследования планет и малых тел Солнечной системы

Тема ПЛАНЕТА. Исследование атмосфер и поверхностей планет.

Научный руководитель д.ф.-м.н. О.И. Кораблев.

1. МАРС.

Результаты исследований Марса с орбитального космического аппарата «Марс-Экспресс» приборами с российским участием и с космического аппарата Марс Глобал Сурвеер

1.1 *) Открытие авроры на Марсе в эксперименте СПИКАМ

С помощью спектрометра SPICAM на борту спутника Mars Express свечения на ночной стороне планеты Марс впервые исследованы с орбиты. Открыта авроральная активность и новые свечения полос окисла азота.

На высоких широтах Земли авроральные свечения возникают в результате выпадения заряженных частиц вдоль силовых линий магнитного поля и их взаимодействия с нейтральной атмосферой. Авроальная активность наблюдалась на планетах-гигантах (Юпитере, Сатурне, Уране и Нептуне), обладающих сильным магнитным полем. На ночной стороне Венеры, планеты без магнитного поля, наблюдалось свечение в полосах атомарного кислорода. После открытия космическим аппаратом Mars Global Surveyor остаточной намагниченности марсианской коры была выдвинута гипотеза, что заряженные частицы могут спускаться вдоль силовых линий магнитного поля, идущих от поверхности планеты к солнечному ветру. Первое наблюдение сияния возникающего при выпадениях таких частиц проведено при помощи прибора SPICAM с российским участием на борту европейского космического аппарата Mars Express. Наблюдаемая со спутника Mars Express аврора соответствует особому типу сияния, ранее не известному в Солнечной системе. Она отличается от активности на Земле и планетах-гигантах, наблюдаемой вблизи магнитных полюсов, и от венерианских сияний, размытых по диску планеты. Аврора на Марсе представляет собой сильно локализованное свечение, связанное с магнитными аномалиями марсианской коры. Зарегистрирован спектр аврорального свечения в диапазоне 118-310 нм, состоящий преимущественно из свечений СО и ионизованного СО₂. Аврора наблюдалась на высоте 115-145 км, размер светящейся области по горизонтали около 30 км. Длительность вспышки – не менее 8с. Географическое положение зарегистрированной вспышки соответствует максимуму намагниченности коры Марса в соответствии с данными космического аппарата Mars Global Surveyor.

Временная зависимость интенсивности ночного свечения атмосферы Марса. Оно содержит эмиссию водорода Лайман-альфа и структурированную полосу (190–270 nm), соответствующую NO. На 535 с наблюдений наблюдается пик интенсивности, спектры которого существенно отличаются от обычного спектра NO, и содержат полосы СО и ионизованного СО2.

- Bertaux, J.-L., F. Leblanc, O. Witasse, E. Quémerais, J. Lilensten, A.S. Stern, B. Sandel, and O. Korablev, Discovery of aurora on Mars, Nature 435, 790-794, doi:10.1038, 2005.

1.2 Новое атмосферное свечение на Марсе по результатам эксперимента СПИКАМ.

В ультрафиолетовом спектре ночного неба Марса открыты новые свечения полос окисла азота NO (190-270 nm). Такое свечение наблюдалось ранее на Венере, но никогда не наблюдалось на Марсе. Атомы азота и кислорода, при рекомбинации которых возникает свечение, образуются в результате фотодиссоциации молекул O₂, CO₂ и N₂ на дневной стороне планеты, и попадают на ночную сторону в результате атмосферой циркуляции. Наиболее яркое свечение NO наблюдается во время полярной ночи в южном полушарии, что объясняется интенсивным переносом CO₂-атмосферы, конденсирующейся на поверхности в это время года. Это предоставляет новую возможность дистанционного исследования атмосферной циркуляции на Марсе.

Спектр ночного свечения Марса измеренный прибором SPICAM на борту КА Mars Express. Помимо линии L на 121.6 нм, открыты новые полосы, соответствующие основным колебательным переходам NO.

Эксперимент SPICAM (Spectroscopy for the Investigation of the Characteristics of the Atmosphere of Mars) на космическом аппарате Mars Express состоит из двух спектрометров ультрафиолетового и ближнего инфракрасного диапазонов. Прибор построен усилиями трех организаций во Франции, в Бельгии и в Институте космических исследований (ИКИ) в Москве. Изготовление российской части аппаратуры и участие в управлении экспериментом финансируется Роскосмосом.

- Bertaux J.-L., F. Leblanc, S. Perrier, E. Quemerais, O. Korablev, E. Dimarellis, A. Reberac, F. Forget, P.C. Simon, A.S. Stern, B. Sandel and the SPICAM team. First observation of nightglow in the upper atmosphere of Mars: the NO bands in UV and implications for atmospheric transport. Science 307, 566-569, 2005

1.3 Гравитационные волны в атмосфере Марса (по ОМЕГА и ПФС измерениям)

Эмиссия кислорода 1.27 мкм, наблюдалась в спектрах всех трех экспериментов: с высоким спектральным разрешением экспериментами СПИКАМ и ПФС и высоким пространственным разрешением – ОМЕГА. Наибольшей интенсивности эмиссии достигают в северной полярной области в конце полярной зимы. Изображения ОМЕГА на орбите 68 в полосе излучения 1.27 мкм имеют волновую структуру, подобные же волны наблюдаются и в изображениях облаков из водяного льда и СО2. Это могут быть гравитационные волны, которые наблюдаются в атмосфере Марса в северной полярной области в эмиссии О2 впервые. Сильная температурная инверсия на высоте 10-20 км, которая наблюдалась на орбите 68 прибором ПФС, ниже которой может происходить конденсация СО2, создает благоприятные условия для генерации гравитационных волн. Хотя эмиссии О2 наблюдаются во многих спектрах, но волновые структуры наблюдались только в двух сеансах вблизи северного полюса (68 и 588). Планируются в дальнейшем провести совместные наблюдения ПФС и ОМЕГА вблизи терминатора над зимним полюсом, где и должны наблюдаться волновые структуры.

1.4 Озон в атмосфере Марса по измерениям ОМЕГА.

По абсолютной интенсивности эмиссии О2 1.27 мкм можно определить содержание озона, так как при фотодиссоциации озона 90 % молекул дают О2 в возбужденном состоянии, при излучении с которого и возникает эмиссии 1.27 мкм. Ниже некоторого уровня (15-20 км) становится существенной деактивация столкновениями и полученное содержание озона ниже этих уровней может быть заниженным. При лимбовых наблюдениях можно найти содержание озона на луче зрения. Максимальные содержания получены над областями Argire и Noachis

Лимбовые измерения. Озон над Argire Planitia	Антикорреляция содержания озона и водяного пара

- Drossart, P.; Forget, F.; Encrenaz, T.; Melchiorri, R.; Fouchet, T.; Vinatier, S.; Bézard, B.; Combes, M.; Bibring, J.-P.; Langevin, Y.; Gondet, B.; Ignatiev, N.; Zasova, L.; Lopez-Valverde, M. A.; Garcia-Comas, N.; The Omega Team. Atmospheric Studies with OMEGA/Mars Express. 36th Annual Lunar and Planetary Science Conference, March 14-18, 2005, in League City, Texas, abstract no.1737.

1.5 Облака из водяного льда

Наблюдения облаков из водяного льда и пыли относятся к основным научным задачам эксперимента Планетный Фурье Спектрометр (PFS) на борту европейского КА Марса - Экспресс. ПФС дает уникальную возможность получать восстанавливать параметры аэрозоля: облаков и пыли из каждого спектра Марса самосогласованным образом.

Наблюдение утренней дымки в долине Маринеров

Одновременно PFS и ОМЕГА наблюдали утреннюю дымку в долине Маринера на орбите 448 при LT = 9h и Ls = 38° - осень в южном полушарии.

По спектрам ПФС показано, что дымка состоит из водяного льда с эффективным размером частиц 2-3 мкм и оптической толщиной 0.42 на волновом числе 825 см-1. Температура поверхности и атмосферы внутри долины ниже приблизительно на 10 К, чем вне долины. Одновременно производились измерения спектрометром ОМЕГА и стерео камерами HSRC. Одно из изображений, синтезированных по наблюдениям в видимом канале ОМЕГА, показано на рисунке.

Экваториальный пояс облаков на этой орбите наблюдался на широтах 0-30° N, оптическая толща изменялась 0.05 до 0.4 на 825 см-1 ( усредненная по полю зрения ПФС).

Полярный воротник (Polar hood)

Северный полярный воротник наблюдался начиная с орбиты 10, Ls=331°(в конце зимы в северном полушарии). Граница находилась на широте 40°, с течением времени граница быстро движется на север и при Ls=13° она уже на широте 58°. Polar hood исчезает летом и появляется осенью.

Ниже уровня 1 мб обнаружена инверсия в температурных профилях с температурным максимумом в районе уровня 0.6 мб. Эта инверсия типична для зимнего сезона и наблюдается как в северном , так и южном полярном районе. Она связана с нагревом в нисходящей ячейле Хэдли. Эта инверсия исчезает, вблизи равноденствия, когда изменяется характер глобальной циркуляции. Эта инверсия не столь ярко выражена в южном полушарии в зимний период, так как в это время Марс находится в афелии, и все процессы менее выражены в этот период.

Водяные облака в афелии

Экваториальный пояс облаков наблюдался на широте 20 S – 40N и имел оптическую толщину на 825 см-1 от 0.1 до 0.5. Эффективный размер частиц составлял 1-3 мкм. Над северным полюсом обнаружены облака из водяного льда вблизи поверхности над тающей полярной шапкой. Облака состоят из частиц размером 1 – 1.5 мкм, оптическая толща на 825 см-1 достигает 1.

Ореографические облака

Облака над вулканами наблюдались во все сезоны. Орографические облака из водяного льда идентифицированы над вулканами в конце южного лета и их толща возрастает с приближением к афелию. Olympus (орбита 37) и Ascraeus Mons (орбита 68) наблюдались около полудня в сезон Ls = 337 ° и 342 ° соответственно. Эффективный радиус частиц оценен, равным 1 - 3 мкм: он изменяется вдоль склона. Соответствующая визуальная оптическая толща равна 0.2 - 0.4 над Olympus и 0.1 - 0.6 над Ascraeus Mons. В случае Ascraeus Mons облака из водяного льда наблюдались на южном склоне с максимальной оптической толщиной над вершиной вулкана с южной стороны. В случае Olympus облака были найдены по обе стороны вершины. Изображение Ascraeus Mons, полученное видимым каналом OMEGA одновременно с PFS, подтверждает присутствие облаков из водяного льда. Показана асимметрия облаков над вулканами Tharsis: во все сезоны наиболее интенсивные облака наблюдаются на южном склоне.

Орбита 913 (Ls=97) проходит через Pavonis Mons. Если на южном склоне оптическая толща облаков из водяного льда достигает нескольких единиц, то на северном склоне она минимумальна (<1). Наблюдения видимого канала ОМЕГА показывают оптически толстые облака над вулканами в афелии. На широтах южнее 50°S на поверхности конденсируется лед СО2. Южный полярный воротник (облака из водяного льда) наблюдался южнее 47°S при Ls=97° вблизи афелия.

1.6 Пыль в атмосфере Марса по данным ПФС

По измерениям ПФС получены вертикальные поля температуры и распределение ледяных облаков и пыли вдоль орбит. Показана важность топографии в распределении аэрозоля: на примере орбит, продящих через Tharsis и Hellas, отстоящих друг от друга практически на 180° и полученных в конце лета в южном полушарии. На орбите, проходящей через низменные области наблюдалось достаточно высокое содержание однородно перемешанной пыли на широтах < 70° и отсутствие конденсационных облаков (оптическая толща пыли достигала 1 в низких местах в Hellas). Вдоль орбиты, проходящей через возвышенные области Tharsis и вулканы, присутствие облаков обнаруживается практически вдоль всей орбиты, за исключением южных широт > 30°.

Орбита 41 сдвинута от орбиты 68 практически на 180 ° по долготе и проходит через Hellas. Ледяные облака не видны этой орбите на φ ≤ 80°S. Оптическая толща пыли антикоррелирует с высотой поверхности. От 70°S до 25°N по широте вертикальное распределение пыли следует экспоненциальному закону со шкалой высот 11.5±0.5 км, который соответствует шкале высот для газа около полудня и указывает на хорошее перемешивание .Оптическая толща пыли отнесенная к нулевой высоте поверхности определена как 0.25±0.05, что соответствует 0.5-0.7 для визуальной оптической толщи (в зависимости от размера частиц).

1.7 Баланс давлений и процессы конвекции в ионосфере Марса

Сопоставление характеристик около 1000 профилей электронной концентрации, полученных по наблюдению радиозатмения на аппарате Марс Глобал Сурвеер, таких как форма профилей, значение электронной концентрации в максимуме, шкала высот, с данными измерения магнитных полей на том же аппарате свидетельствует о следующем. Взаимодействие солнечного ветра с многочисленными сильными магнитными аномалиями в южном полушарии Марса приводит к образованию крупномасштабных мини – магнитосфер. В северном полушарии магнитные аномалии малы и практически не препятствуют непосредственному взаимодействию солнечного ветра с ионосферой Марса. Исследования баланса давлений между измеренным магнитным полем в высокоширотной ионосфере Марса в области высот 145 – 185 км и тепловым давлением ионосферы показали, что

1) в северном полушарии среднее тепловое давление в ионосфере на высоте 160 км не зависит от зенитного угла и меньше магнитного давления. Это означает, что магнитные силы могут порождать эффективную конвекцию в ионосфере и это отражается на форме профилей электронной концентрации.

2) В южном полушарии в крупномасштабных мини-магнитосферах отношения плазменных шкал высот в области 145-165 км и 165-185 км превосходит значения этого отношения в северном полушарии и имеет больший разброс. Это означает, что в южном полушарии Марса конвекция плазмы на высотах больше 165 км эффективна. Поскольку она совершается в области замкнутых силовых линий мини-магнитосфер, то представляет собой дрейф заряженных частиц поперек магнитного поля. Отсюда можно сделать вывод, что по своей природе марсианские крупномасштабные мини-магнитосферы похожи на земную магнитосферу.

- Breus T.K., N.F.Ness, A.M.Krymskii, D.H.Crider,M.H.Acuna,J.E.P.Connerney, D.Hinson, K.K.Barashian, The effects of crustal anomalies and the pressure balance in the high latitude ionosphere/atmosphere at Mars, Adv.Space.Res. принята в печать в августе 2005.

- Барашян К.К., Бреус Т.К., Крымский А.М., Характеристики приполярной атмосферы/ термосферы Марса на высотах 125-145 км по данным радиозатменного эксперимента на аппарате Марс Глобал Сурвейор, Космические исследования, т.43, N6, с.1-7, 2005

1.8 Численное моделирование климата Марса

Продолжены исследования по численному моделированию современного климата Марса с помощью модели общей циркуляции атмосферы. Проведена модернизация модели общей циркуляции атмосферы Марса, построенной на основе модели Лаборатории геофизической гидродинамики США. Модель переведена на сетку с более высоким пространственным разрешением (2x2.4). Сделаны некоторые шаги к достижению аппаратной независимости модели - применен формат NetCDF, проведена адаптация модели к кластеру на процессорах Intel. Усовершенствована физическая параметризация процессов коагуляции аэрозолей и их оптических свойств. В модель включена субмикронная фракция аэрозольных частиц, что улучшило согласие с наблюдениями температурных профилей и обеспечило постоянное наличие в атмосфере свободных ядер конденсации.

Проведено моделирование гидрологического цикла Марса с целью достижения согласия с наблюдениями КА “Марс-Экспресс”. На настоящий момент модель дает в несколько (2-3) раз большее содержание водяного пара в тропической атмосфере, чем наблюдается прибором СПИКАМ. Широтное распределение водяного пара и его сезонный ход качественно совпадает с наблюдаемым, однако для достижения совпадения требуется привлекать дополнительный источник пыли на полюсах для снижения широтного температурного контраста и как следствие – интенсивности циркуляции ячейки Хэдли. Исследован вклад стационарных и квазистационарных планетарных волн в меридиональный перенос воды, показано, что области повышенного содержания водорода в Аравии и к ЮЗ от Олимпа могут быть результатом ускоренного накопления атмосферной влаги в указанных областях за счет стационарной волны с зональным числом 2.

- Сообщение на конференции по результатам миссии “Марс-Экспресс” в ESTEC, тезисы конференции LPI и конференции по атмосфере Марса в Гранаде, представлена статья в “Астрономический вестник”.

2. ВЕНЕРА

2.1 Обзор данных, полученных в 80-90 годах, после публикации VIRA- модели атмосферы (КОСПАР)

Сделано обобщение экспериментальных данных по атмосфере Венеры, полученных после 1985 года, когда была опубликована VIRA, Международная Референтная Модель Атмосферы Венеры (модель COSPAR). К наиболее важным результатам, появившимся с тех пор, можно отнести измерения вертикального температурного профиля на СА ВЕГА, измерения на баллонах аппаратов ВЕГА, радиозатменные измерения МАГЕЛЛАНА (несколько температурных профилей) и ВЕНЕРЫ 15 и 16, и температурные профили, полученные по данным ИК спектрометрии на ВЕНЕРЕ 15.

Новым результатом, не содержащимся в VIRA, является также создание модели атмосферы в области высот 55 – 100 км, зависящей от местного времени по данным Венеры 15. Эта работа актуальна в настоящее время, так как запущен космический аппарат Венера Экспресс, принадлежащий Европейскому космическому агентству. Он будет выведен на околополярную орбиту в апреле 2005, и на его борту находится комплекс аппаратуры для исследования Венеры и поверхности Венеры.

Эксперимент ФС на Венере 15 показал, что ИК спектрометрия является мощным средством для исследования средней атмосферы Венеры, можно рассматривать, как предшественник длинноволнового канала ПФС, со спектральным интервалом 5– 45 мкм и разрешением 1.8 см^-1, для миссии Венера Экспресс, которая будет запущена в 2005 году. Получив наблюдения с лучшим спектральным разрешением, более полным пространственным покрытием, а так же производя измерения в течение времени, позволяющего покрыть интервал в несколько венерианских суток (1 венерианские сутки = 117 земных суток), этот эксперимент, работающий на полярной орбите, позволит лучше понять процессы происходящие на Венере, в частности улучшить наше понимание самой яркой загадки Венеры – явления суперротации.

Длинноволновый канал ПФС

Мы сравнили параметры ФС Венера 15 и ПФС ДВК, что бы показать, что нового может дать ПФС с большим спектральным разрешением (1.8 см^-1 по сравнению с 4.5 и 6.3 см^-1 ФС). Во-первых, более высокое разрешение позволит более аккуратно восстановить содержание, а возможно и вертикальный профиль воды в верхнем облачном слое. Более высокое разрешение позволит также более точно восстановить температурный, аэрозольный вертикальные профили, а также профиль двуокиси серы. В частности, разрешение 1.8 см^-1 позволяет более точно восстановить вертикальный профиль в области высот около 100 км.

Коротковолновый канал (КВК) ПФС

КВК ПФС покрывает спектральный диапазон 0.9–5 мкм. Этот канал не имеет предшественников и впервые используется в бортовой планетной спектрометрии.

На дневной стороне

Характер спектра в коротковолновом канале на дневной стороне определяется следующими факторами:

1) Многократное рассеяние солнечного излучения облачными частицами, которое преобладает в области ν < 4000 см^-1

2) Истинное поглощение солнечного излучения, которое преобладает в области ν > 4000 см^-1.

3) Содержание поглощающих газов в облаках и над облаками

Как можно видеть на рисунке 14 СО₂ поглощение доминирует практически во всем спектральном интервале. Полосы поглощения Н₂О и СО более слабые, но достаточно четко проявляют себя в спектре. Хоть полосы поглощения HCl и HF и очень слабые, но они могут быть наблюдаемы с высоким спектральным разрешением ПФС.

На ночной стороне

Характер спектра на ночной стороне определяется следующими факторами:

1) Температурным профилем в атмосфере,

2) Вертикальным профилем и отношением смеси поглощающих газов, а именно, основной составляющей атмосферы, СО₂, и малыми составляющими (H₂O, SO₂, H₂S, CO, OCS, HCl, HF). Их спектральные полосы наблюдаются в «окнах» между гораздо более сильными полосами поглощения СО₂.

3) Ослабление излучения облаками ν < 3500 см^-1

4) Тепловым излучением облаков ν > 3500 см^-1

5) Тепловым излучением поверхности, около 10000 см^-1

В различных окнах прозрачности излучение формируется на разных уровнях в атмосфере от поверхности в коротковолновой части (10000 см^-1) до верхнего облачного слоя и надоблачной атмосферы в длинноволновой части спектра. В окнах прозрачности 1–1.18 мкм максимум весовой функции расположен вблизи поверхности, в окне 1.7 мкм — на 20 км, 2.3 мкм — на 30 км, 2.4 мкм — 50 км, в интервале 3 – 4 мкм — около 70 км, а в самой полосе 4.3 мкм — 80–100 км.

- к.ф.м.н Засова Л.В.

2.2 Новый анализ спектрофотометрических данных, полученных на спускаемых аппаратах Венера – 11, Венера – 13 и Венера – 14.

В результате спектрофотометрических экспериментов, осуществлённых на спускаемых аппаратах Венера – 11 в 1978 г. и Венера – 13, Венера – 14 в 1982 г., были получены спектры рассеянного в атмосфере Венеры солнечного излучения для шести различных направлений (~0°, ~±45°, ~±135°, ~180°) в области высот от 62 км до поверхности планеты. Диапазон длин волн от 0,44 до 1,20 мкм. Разрешение по высоте составляет ~0,14 км; спектральное разрешение (ширина инструментального профиля по уровню ½) меняется в пределах от 0,022 мкм (в коротковолновой области) до 0,035 мкм (в инфракрасной области). Эти данные и в настоящее время сохранили свою уникальность, поскольку других фотометрических измерений, сопоставимых по точности, разрешению и охваченному спектральному диапазону, в нижней атмосфере Венеры не проводилось.

- Б. С. Майоров, Н. И. Игнатьев, В. И. Мороз, Б. Е. Мошкин, И. В. Хатунцев, А. П. Экономов. Новый анализ спектров, полученных на спускаемом аппарате «Венера – 11» в подоблачной атмосфере (область длин волн 0,44 0,66 мкм). Астрономический вестник, 39, № 4, pp.267-282

- Л.В. Засова , В.И. Мороз, В. Формизано, Н.И. Игнатьев, И.В. Хатунцев . Исследование Венеры с помощью ИК Фурье-спектрометров: ФС на Венере 15 и ПФС на борту Венеры Экспресс. Принято к печати в журнале «Космические исследования». 2004.

- L. V. Zasova, V. I. Moroz, V. Formisano, N. I. Ignatiev, I. V. Khatountsev. Infrared spectrometry of Venus: IR Fourier Spectrometer on Venera 15 as a precursor of PFS for Venus Express. Submitted to Adv. Space Res., 34(8),1655-1667, 2004.

- к.ф.-м.н. Засова Л. В., 333-34-66, zasova@irn.iki.rssi.ru (лаб. 531)

2.3 Построена модель молекулярного поглощения CO2 с учетом интерференции квантовых состояний в приближении сильных столкновений

Завершена численная реализация метода расчета газового поглощения при высоких давлениях с учетом интерференции квантовых состояний. Сравнение результатов расчета поглощения в нижней атмосфере Венеры с результатами, полученными в приближении далекого крыла, показывают хорошее совпадение в области канта полосы CO2 4,3 мкм. В других спектральных диапазонах отличия могут быть весьма существенные, что говорит о зависимости модели далекого крыла от диапазона, в которм опрделялись ее параметры.

- Т.С.Афанасенко, А.В.Родин. Влияние столкновительного уширения линий на спектр и потоки теплового излучения в нижней атмосфере Венеры. Астрономический вестник, т.39, №3, с.187-198, 2005.

- Доклады на Брауновском микросимпозиуме по сравнительной планетологии, на конференции молодых ученых ИКИ. Готовится статья по приближению интерференции, статья по прибору VIRTIS послана в печать.

3 МЕРКУРИЙ.

3.1. Новое применение метода коротких экспозиций для картирования рельефа неизвестных районов планеты

Яркость отдельных деталей поверхности Меркурия определяется как условиями освещения, так и отражательными свойствами данного участка поверхности. Из физики Луны известно, однако, что границы геологических провинций часто сопутствуют градациям яркостей. Поэтому полученные изображения, в принципе, могут содержать информацию о рельефе планеты. В 2005 г. была предпринята такая попытка восстановления рельефа Меркурия в области долгот 215-290^ºW на основе обработки наблюдений 2 мая 2002 г. с помощью программы обработки, которая использовалась в работе Ксанфомалити и др., (2002). По-видимому, благодаря большому числу исходных снимков и их хорошему качеству, результат превзошел ожидания. Он показан на рис. 1 без какой-либо дополнительной обработки и ретуши. Направление условного освещения – с юго-запада. Фазовые эффекты и оттенки серого подавлены.

В правой части на исходном изображении помечены районы, рассмотренные в работе 1. Рис. 1позволяет уточнить некоторые оценки, которые приводились выше. Районы 1 и 2 (Бассейн Скинакас) действительно представляют собой наложение примерно 500-700-километровых сильно разрушенных старых депрессий, типа кратерных морей, с центральными образованиями, горками или кратерами. Район 3 похож на деформированное 800-километровое кратерное море сложной структуры.

Наиболее четкие контуры в секторе долгот 210-290^ºW имеет кратерное море 4 (центр у 6^ºS, 230^ºW, диаметр около 700 км) с двойным валом. С запада к нему примыкает более разрушенное крупное кратерное море диаметром около 1050 км, с четким центром у 7^ºS, 247^ºW и разрушенным двойным валом. Выделяется также депрессия 5 и другие районы.

Интересно сравнить изображения, полученные методом синтеза, со снимками аппарата МАРИНЕР-10 в целом. Такое сопоставление представляют панели а и б на рис. 2. Несмотря на то, что это совершенно разные долготы, сходство вида поверхности на них чрезвычайно убедительно. Можно заключить, что синтезированные изображения по разрешению примерно соответствуют снимкам, сделанным камерой МАРИНЕРА-10 с расстояния в 1 млн км. При одинаковой контрастности можно выделить 2-3 крупных темных района, подобных рис. 2б. Однако в целом, вид полушария Меркурия в интервале долгот 15-190^ºW, известного по съемке аппарата МАРИНЕР-10, заметно отличается от планеты в фазе 97^º для долгот 215-290^ºW (рис. 19б), где расположены более крупные темные области. Вместе с тем, и снимок с аппарата МАРИНЕР-10 (рис. 2а), и синтезированные изображения Меркурия гораздо больше напоминают первую четверть Луны (рис. 2в), чем широко известную и многократно публиковавшуюся мозаику снимков аппарата МАРИНЕР-10. Основная причина заключается в том, что мозаика была создана вручную (Стром и Спрегью, 2003), причем на исходных снимках контраст мелких деталей подчеркивался, а границы полей снимков требовали выравнивания. Это привело к подавлению низких пространственных частот, соответствующих крупным образованиям. Но не исключено, что есть еще одна причина. Как известно, во время работы аппарата МАРИНЕР-10 у Меркурия было принято решение о переключении видеовыхода видиконной камеры непосредственно на модулятор радиопередатчика, из-за чего передача изображений могла выполняться только в реальном масштабе времени (Стром и Спрегью, 2003). Можно предположить, что это привело к определенному рассогласованию частотных свойств видеоканала камеры МАРИНЕРА-10. Во всяком случае, несомненно, что баланс пространственных частот мозаичных изображений искажен, как минимум, из-за ручной обработки. В то же время, совершенно очевидно сходство рис. 2 б, со снимком 2 а, сделанным камерой МАРИНЕРА-10 в начале работы у Меркурия, 29.03.1974.

Новые изображения поверхности планеты, покрывают почти всю часть поверхности Меркурия, остававшейся не заснятой камерой МАРИНЕРА-10. В первом приближении, можно утверждать, что протяженные детали рельефа, подобные темным бассейнам, по-видимому, асимметрично распределены по поверхности Меркурия. Как известно, такая же асимметрия наблюдается на других планетах земной группы, на Луне и многих спутниках планет-гигантов. На Меркурии темные бассейны сосредоточены, главным образом, в области долгот 210-310^ºW.

Происхождение асимметрии лунного рельефа имеет некоторые особенности (Морота и др., 2005), тем не менее, сравнение рельефа Меркурия и Луны вполне уместно. Если Бассейн Скинакас и другие темные области в интервале долгот 210-290^ºW типичны для Меркурия, и если природа их возникновения и сопровождавшие их термические эффекты действительно были подобны лунным (Синтала, 1992), то остается непонятным, почему их границы так резко отличаются от четких очертаний лунных лавовых морей (рис. 2).

Отсутствие резких границ представляется парадоксальным. Относительные скорости импакторов на орбите Меркурия были почти в 1.6 раз выше, чем на орбите Земли/Луны, а энергия соударений была выше в 2.5 раза. Поэтому можно было ожидать, что Бассейн Скинакас и другие крупные темные образования будут иметь столь же резкие очертания, как и лунные бассейны, а Равнина Жары является исключением. Но таких границ нет. Различия с Луной выглядят весьма убедительными и имеют, по-видимому, глубокие физические причины. Можно предположить, что среди них на первом месте находятся вероятные различия в космогонической истории поверхности Меркурия и Луны. Полученные синтезированные изображения, как и снимки, сделанные камерой МАРИНЕРА-10, несомненно, указывают на особенности физических свойств поверхности Меркурия в период максимума ее метеоритной бомбардировки (Strom, Neukum, 1988). В какой-то мере эти особенности могут быть связаны с составом и, возможно, строением коры и мантии этого небесного тела (Спрегью, 2002; Стром и Спрегью, 2003; Ксанфомалити, 2001).

Наконец, следует повторить вывод, уже упоминавшийся в работе (Ксанфомалити, 2002): метод миллисекундных экспозиций в наземных наблюдениях с телескопом с D = 1.2-1.5 м и D/F = 1/10-1/20, вместе с современными программами обработки результатов наблюдений, позволяет получить ранее недостижимое разрешение на поверхности Меркурия, 80 км и менее. Но для этого функцию PFS необходимо использовать на уровне 0.85-0.90, а не на обычном уровне 0.7. Однако для этого требуются очень большие массивы данных и наблюдательный материал высокого качества.

- L. Ksanfomality, G. Papamastorakis and N. Thomas. The planet Mercury: Synthesis of resolved images of unknown part in the longitude range 250-290OW. Planetary and Space Science, 2005, v. 53, pp. 849-859.

4 ТИТАН

4.1 Построена микрофизическая модель аэрозольной дымки Титана

Целью моделирование был поиск согласия с данными поляриметрических и фотометрических наблюдений спускаемого аппарата “Гюйгенс”, которые предполагают вертикально однородную структуру аэрозольного слоя в диапазоне наблюденй (0-160 км), причем размер мономера порядка 0.05 мкм, а типичный размер кластера – около 1 мкм. Была построена подробная одномерная модель фотохимического аэрозоля, в рамках которой процессы коагуляции частиц ограничивается кулоновским зарядом. Уравнение Смолуховского для фотохимических частиц решается при помощи неявной схемы Якобсона, обеспечивающей высокую точность. Показано что близкий к наблюдаемому размер мономера r_m ~ 0.05 мкм достигается, если ограничить степень ионизации частицы единичным зарядом.

- К. ф.-м. н. Родин А. В.

5. РАННЯЯ ЭВОЛЮЦИЯ ПЛАНЕТНЫХ ТЕЛ.

Экспериментальные работы по исследованию воздействия высокоскоростных ударов крупных метеоритов на эволюцию планетных тел и выявлению последствий таких глобальных катастроф в атмосфере и литосфере Земли.

5.1 Получены экспериментальные данные, подтверждающие эффективное термовосстановление ряда сидерофильных элементов (Fe, P, W, Mn) при ударно-испарительных процессах.

Приведены новые экспериментальные данные по термовосстановлению фосфора до нульвалентного состояния из минералов и смесей, в которых фосфор присутствовал в форме фосфатов. Эксперименты по плавлению и испарению были выполнены на лазерной импульсной установке при температуре ~4000К и времени 10^-3 сек. Режим эксперимента имитировал условия ударного нагревания. Полученные данные однозначно свидетельствуют о восстановлении фосфора, доказывая тем самым возможность образования фосфидов в результате ударного процесса. Степень восстановления фосфора при плавлении и испарении апатита составила ~12 %, а при плавлении и испарении перидотит - штаффелитовой смеси ~26 %. Результаты экспериментов хорошо объясняют происхождение наблюдаемых фосфидных форм в ударных брекчиях на Луне.

Получены экспериментальные данные по высокотемпературному испарению смеси перидотита со штаффелитом – фофатом кальция и железа. Цель экспериментов заключалась в исследовании возможности восстановления фосфора и определении степени его восстановления совместно с железом. Анализы конденсатных продуктов опытов показали, степень восстановления железа составила 33%, а фосфора – 26%. В конденсате отмечена новообразованная устойчивая фосфатная форма Ca₂P₂O₇. Результаты высокотемпературных экспериментов продемонстрировали реалистичность гипотезы термовосстановления гетеровалентных элементов и обретение ими сидерофильных свойств в ударном процессе.

В модельных экспериментах, имитирующих ударное плавление и испарение, исследуется вопрос об изменении валентного состояния фосфора на Луне. Показано, что при высокой температуре, характерной для ударного процесса, фосфор изменяет свою валентность, частично переходя из окисленной формы (фосфатной) в восстановленную (нульвалентную). Восстановление фосфора происходит параллельно с восстановлением железа из силикатов. При этом процесс металлизации железа и фосфора обусловлен исключительно эффектом термовосстановления. Подтверждается предположение ряда американских авторов, что фосфаты Луны (апатит и витлокит) могут быть источниками нульвалентного фосфора, из которого с восстановленным железом образуется типичные для материковых пород Луны фосфорнесущие минералы - шрейберзит и раствор фосфора в железе. Данные эксперимента позволяют по-новому взглянуть на проблему глобальной распространенности фосфора и других сидерофилов в луннов и земном веществе. Они демонстрируют реалистичность гипотезы термовосстановления гетеровалентных элементов на ударно-аккреционной стадии формирования планет и обретения ими сидерофильных свойств.

Получены новые экспериментальные данные по металлизации так называемых слабо сидерофильных элементов V и Cr. Эксперименты выполнены на импульсной лазерной установке, имитирующей ударное нагревание и испарение. В качестве исходных образцов были использованы смеси перидотита (аналог исходного вещества мишени и ударников на стадии аккреции Земли) с добавками оксидов V₂O₃ и Cr₂O₃. Данные экспериментов показали, что в паре-конденсате V, Cr и Fe находятся частично в нульвалентной форме. Причем, степень восстановленности ванадия составила 15%, хрома – 20%, а железа из перидотита – 35%. Анализ расплавных продуктов показал резкое падение в расплаве содержания кислорода. По сравнению с содержанием кислорода в исходной смеси, содержание кислорода в расплавных продуктах упало на 10 – 20%. Полученные данные позволяют объяснить причину дефицита V и Cr в веществе мантии и на Луне. На стадии ударной аккреции эти элементы частично переходили в металлизованное состояние и растворялись в металлическом железе, из которого формировалось ядро планеты.

Дан обзор экспериментальных данных по ударному плавлению и испарению основных и ультраосновных пород. Эксперименты были выполнены на легкогазовой пушке (при скорости соударения 6 км/сек) и на лазерной импульсной установке, имитирующей ударное нагревание мишеней до температур 4000К. Полученные в экспериментах данные дают представления о геохимической эволюции вещества протоЗемли на стадии ударной аккреции. Так при испарительной дифференциации перидотита пар заметно обогащается кремнеземом, что позволяет предполагать увеличение кислотности поверхностных зон прото-Земли по мере ее аккумуляции. Испарение базальтов на заключительной стадии аккреции, как показывают данные экспериментов, приводит к формированию кислого, гранитоподобного вещества, которое, по-видимому, было родоначальным веществом континентальной коры Земли.

Работа выполнялась в кооперации с ИГЕМ РАН и ГЕОХИ РАН.

- Yakovlev O.I., Dikov Yu.P., Gerasimov M.V. Possible reduction of slightly siderophile elements in impact process. In: 42d Vernadsky-Brown Microsymposium on Comparative Planetology, Vernadsky Geochemistry Institute, Moscow, 2005, CD-ROM #m42_70.

- Яковлев О.И., Диков Ю.П., Герасимов М.В. Экспериментальные данные по высокотемпературному восстановлению железа и фосфора из перидотит-штаффелитовой смеси. XV Российское совещание по экспериментальной минералогии (Материалы совещания), Институт геологии Коми УрО РАН, Сыктывкар, Республика Коми, 2005, с. 133-135.

- Яковлев О.И., Диков Ю.П., Герасимов М.В. (2005) Термовосстановление фосфора в ударных процессах на Луне: экспериментальные данные. Геохимия, в печати

5.2 Экспериментальные исследования формирования составов ударных стекол.

Получены результаты экспериментального моделирования ударного высокотемпературного нагревания силикатов - аналогов вещества Земной коры. Результаты представляют тренды селективного испарения породообразующих окислов пород, которые сравниваются с данными термодинамического расчета испарительного процесса. На начальной стадии испарения расплавы теряют Si, Fe и щелочи, и обогащаются Mg, Ca, Al и Ti. По мере увеличения массопотерь расплав теряет Mg. Предпринята попытка использовать экспериментально определенные тренды для поиска испарительных эффектов на ударных стеклах Логойской ударной структуры. Свежие импактные стекла из зювитов Логойского кратера имеют составы, которые хорошо интерпретируются в рамках экспериментальных трендов и термодинамических расчетов в пределах температур 3000 – 5000К. Лучшими геохимическими показателями испарительной дифференциации природных ударных расплавов являются отношение Ca/Al и антикорреляция Si и Al.

Получены новые экспериментальные данные по высокотемпературному плавлению и испарению кислых расплавов в связи с ударным кратерообразованием в условиях Земной коры. Эксперименты были выполнены в принципиально различных режимах: при статическом (медленном) нагревании образцов до температур 2500^оС и при лазерном импульсном нагревании до температур ~4000^оС в течение 10^-3 сек. Результаты анализов стекол показали, что составы стекол формируются при селективном испарении компонентов расплава, имеющих различную летучесть. Так было показано, что наибольшие изменения (уменьшение концентрации) претерпевают Si и Fe. Содержание же труднолетучих: Ca и Al - с ростом температуры расплава возрастает. Эти данные позволили скоррелировать содержание глинозема в расплаве с температурой, и построить на этой основе качественный геотермометр. Найденные в эксперименте закономерности испарения позволили разработать методику идентификации высокотемпературных стекол, которая была опробована на образцах стекол Логойского ударного кратера (диаметр 10-15 км; Белоруссия).

Работа выполнялась в кооперации с ИГЕМ РАН, ГЕОХИ РАН и Институтом химии общества им. М.Планка (ФРГ).

- Яковлев О.И., Герасимов М.В., Диков Ю.П. Экспериментальные данные по импульсному плавлению обсидиана и их приложение к анализу импактных стекол. Геохимия, №3, 2005, с. 243 –253.

- Gerasimov M.V., Yakovlev O.I., Dikov Yu.P., Wlotzka F. Evaporative differentiation of impact-produced melts: laser-simulation experiments and comparison with impact glasses from the Logoisk. In: Large meteorite impact III, eds: Kenkmann T., Horz F., Deutsch A.; Geological Society of America, Special Paper 384, 2005, p. 351-366

6. ТЕОРЕТИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ

6.1. Проведено теоретическое исследование аналитических свойств решения уравнения коагуляции с физически реальными ядрами

С помощью аппарата дробно-степенных рядов впервые получено аналитическое решение уравнения Смолуховского при произвольных начальных условиях для случая дробно-степенных ядер, выраженное через конечный набор низших дробных моментов. Количество моментов, задействованных в решении, определяется старшей степенью ядра. В качестве следствия обнаружен эффект сохранения формы распределения мелкой фракции слабовзаимодействующих частиц при взрывной коагуляции. На основе метода моментов оценено время коллапса коагулирующей системы с взрывным (сверхлинейным) ядром

- Доклад на 47-й научной конференции МФТИ и конференции молодых ученых, представлена на Всероссийский конкурс студенческих научных работ. Готовится публикация в Icarus.

- Д.Н. Собьянин, к. ф.-м. н. Родин А. В.,

6.2 Разработан универсальный пакет программного обеспечения для расчета синтетических спектров молекулярных газов

Пакет написан в стандарте FORTRAN-90, полностью построен на модульном принципе, подробно документирован. В него включены все приближения, использовавшиеся в группе в течение последних лет – параметризация столкновительного уширения и интерференции линий, несколько алгоритмов расчета рассеяния и теплового излучения. Пакет снабжен интерфейсом к базе данных HITRAN различных версий и интерфейсами к атмосферным моделям в формате NetCDF. После тестирования пакет будет открыт для широкого круга нешних пользователей, а описание опубликовано в JQSRT. На сегодняшний день “стандартного” пакета широкого пользования со сходным набором функций не существует.

- Т.С. Афанасенко, к. ф.-м. н. Родин А. В.,